Vznik a vývoj sluneční soustavy: Porovnání verzí

 

Tento v&nbsp;současnosti široce přijímaný model, známý jako [[mlhovinová hypotéza]], byl poprvé popsán v&nbsp;18.&nbsp;století [[Emanuel Swedenborg|Emanuelem Swedenborgem]], [[Immanuel Kant|Immanuelem Kantem]] a&nbsp;[[Pierre-Simon Laplace|Pierrem Simonem de&nbsp;Laplace]]. Studiem následujícího vývoje [[sluneční soustava|sluneční soustavy]] se zabývali vědci nejrůznějších disciplín, zejména [[astronomie]], [[fyzika|fyziky]], [[geologie]] a&nbsp;[[planetologie]]. Vytvořené modely musely být s&nbsp;přibývajícími poznatky několikrát upraveny, a&nbsp;to zejména s&nbsp;příchodem kosmického věku v&nbsp;50.&nbsp;letech a&nbsp;s&nbsp;objevem [[exoplaneta|extrasolárních planet]] v&nbsp;90.&nbsp;letech 20.&nbsp;století. Mnohé cizí [[planetární soustava|planetární systémy]] jsou však natolik odlišné, že při jejich vývoji musely hrát roli i&nbsp;jiné procesy, než při formování sluneční soustavy.<ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref>

 

|nedostupné = ano

}}</ref><ref name="Agnor2006">{{Citace periodika

| příjmení = Clark

| jméno = Beth E.

| vydavatel = Astronomický ústav Univerzity Karlovy

}}</ref> Nakonec se Slunce znovu vrátí ke spalování zbytků vodíku a&nbsp;helia ve svých vnějších vrstvách a&nbsp;dojde tak k&nbsp;jeho druhé expanzi, přičemž se promění v&nbsp;hvězdu [[asymptotická větev obrů|asymptotické větve obrů]]. Slunce opět zvýší svůj zářivý výkon, který dosáhne 2090násobku jeho současné hodnoty, a&nbsp;ochladí se asi na 3500&nbsp;K.<ref name="Schroder2008" /> Tato fáze bude trvat asi 30&nbsp;milionů let. Během následujících 100&nbsp;tisíc let bude Slunce odvrhovat obrovská množství hmoty do prostoru, kde vytvoří mračno nazývané (poněkud zavádějícím způsobem{{#tag:ref|Historicky daný a poněkud matoucí název těchto mlhovin má svůj původ v prvních pozorováních, kdy v malých dalekohledech jejich kotoučky tehdejším astronomům připomínaly planety.<ref>{{Citace elektronického periodika

}}</ref>|group="pozn"}}) [[planetární mlhovina]]. Vyvržený materiál bude obsahovat především helium a&nbsp;uhlík vzniklé během slunečních [[jaderná reakce|jaderných reakcí]], a&nbsp;bude tak přispívat dalšímu obohacení mezihvězdného prostoru o&nbsp;těžké prvky.<ref name="nebula">{{Citace elektronické monografie

| příjmení = Balick